Kosminen pöly

Avaruuspöly (kutsutaan joskus "mikrometeoriiteiksi") - pölyä , joka on avaruudessa tai putoaa avaruudesta Maahan . Sen hiukkasten koko vaihtelee useista molekyyleistä 0,2 mikroniin . Eri arvioiden mukaan 60-100 tonnia kosmista pölyä laskeutuu maan pinnalle päivittäin, mikä vuodessa on 25-40 tuhatta tonnia [2] [3] .

Aurinkokunnan pöly sisältää komeettopölyä , asteroidipölyä , Kuiper-vyöhykkeen pölyä ja aurinkokunnan läpi kulkevaa tähtienvälistä pölyä . Maapallon läpi kulkevan pölypilven tiheys on noin 10 −6 pölyhiukkasta neliömetrillä [ 4 ] . Aurinkokunnassa planeettojenvälinen pöly luo efektin, joka tunnetaan nimellä eläinradan valo .

Avaruuspöly sisältää joitain orgaanisia yhdisteitä (amorfisia orgaanisia kiintoaineita, joilla on sekoitettu aromaattinen - alifaattinen rakenne), jotka voivat muodostua nopeasti luonnollisesti [5] [6] [7] . Pieni osa kosmisesta pölystä on "tähtipölyä" - tulenkestäviä mineraaleja, jotka jäävät jäljelle tähtien evoluutiosta.

Stardust -avaruusalus keräsi tähtienväliset pölynäytteet, jotka tuotiin takaisin Maahan vuonna 2006 [8] [9] [10] [11] .

Määritelmä ja luokitus

Tammikuun 2010 Meteoritics & Planetary Science -artikkelissa "Meteorite and Meteoroid: New Complete Definitions" [12] kirjoittajat ehdottivat seuraavaa määritelmää tiedeyhteisölle:

Kosminen pöly (Interplanetary dust hiukkas (IDP)): alle 10 mikronia pienet hiukkaset, jotka liikkuvat planeettojen välisessä tilassa. Jos tällaiset hiukkaset myöhemmin yhdistyvät suurien luonnollista tai keinotekoista alkuperää olevien kappaleiden kanssa, niitä kutsutaan edelleen "kosmiseksi pölyksi".

Kosminen pöly voidaan erottaa sen sijainnista tähtitieteellisiin esineisiin nähden, esimerkiksi: intergalaktinen pöly , galaktinen pöly [13] , tähtienvälinen pöly , ympärillä oleva pöly , pölypilvet tähtien ympärillä ja planeettojen välisen pölyn pääkomponentit eläinradan pölykompleksissamme (havaittu vuonna näkyvä valo eläinradan valona ): asteroidipöly , komeettopöly ja joitain vähemmän merkittäviä lisäaineita: Kuiperin vyön pöly , aurinkokunnan läpi kulkeva tähtienvälinen pöly ja beetameteoroidit . Tähtienvälinen pöly voidaan havaita tummien tai vaaleiden pilvien ( sumujen ) muodossa

Aurinkokunnassa pölyaine ei ole jakautunut tasaisesti, vaan se on keskittynyt pääasiassa erikokoisiin pölypilviin (heterogeenisyyksiin). Tämä todettiin erityisesti täydellisen auringonpimennyksen aikana 15. helmikuuta 1961 käyttämällä optista laitteistoa, joka oli asennettu Institute of Applied Geophysicsin luotainrakettiin mittaamaan ulkokoronan kirkkautta 60-100 km korkeudella. maan pintaan.

Merkitys ja tutkimus

Kosminen pöly on pitkään häirinnyt tähtitieteellistä yhteisöä, koska se häiritsee avaruusobjektien havainnointia. Infrapunatähtitieteen aikakauden alkaessa havaittiin, että kosmiset pölyhiukkaset ovat tärkeitä astrofysikaalisten prosessien komponentteja, ja niiden analyysi antaa tietoa sellaisista ilmiöistä kuin aurinkokunnan muodostuminen [14] . Kosmisella pölyllä voi olla tärkeä rooli tähtien muodostumisen alkuvaiheissa ja se voi olla mukana tulevien planeettojen muodostumisessa. Aurinkokunnassa kosmisella pölyllä on suuri rooli eläinradan valoilmiön, Saturnuksen renkaiden pinnoissa , Jupiterin , Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen rengasjärjestelmissä sekä komeetoissa .

Kosmisen pölyn tutkimus on tällä hetkellä monitieteinen ala, joka sisältää fysiikan ( kiintoaineen fysiikka , sähkömagnetismi , pintafysiikka , tilastollinen fysiikka , lämpöfysiikka ), fraktaaliteoria , kemia , meteoriiikka sekä kaikki tähtitieteen ja astrofysiikan alat [15] . Nämä muodollisesti toisiinsa liittymättömät tutkimusalueet yhdistyvät, koska avaruuspölyhiukkaset käyvät läpi evoluutiosyklin, joka sisältää kemiallisia, fysikaalisia ja dynaamisia muutoksia. Kosmisen pölyn evoluutiossa universumin evoluutioprosessit kokonaisuutena ovat siten "jäljetty".

Jokaisella kosmisen pölyn hiukkasella on yksilölliset ominaisuudet, kuten alkunopeus , materiaaliominaisuudet, lämpötila , magneettikenttä jne., ja pieni muutos missä tahansa näistä parametreista voi johtaa erilaisiin skenaarioihin tämän hiukkasen "käyttäytymisestä". Kun käytät sopivia menetelmiä, saat tietoa siitä, mistä tämä objekti on peräisin ja mikä on väliympäristö.

Havaintomenetelmät

Kosminen pöly voidaan havaita epäsuorilla menetelmillä, mukaan lukien sen hiukkasten sähkömagneettisten ominaisuuksien analyysi.

Avaruuspöly voidaan havaita myös suoraan ("in situ") käyttämällä erilaisia ​​keräysmenetelmiä. Eri arvioiden mukaan Maan ilmakehään pääsee 5–300 tonnia maan ulkopuolista ainetta päivässä [16] [17] .

On kehitetty menetelmiä näytteiden keräämiseksi kosmisesta pölystä maapallon ilmakehässä. NASA kerää siis käyttämällä stratosfäärissä lentävien lentokoneiden siipien alle sijoitettuja levykeräimiä . Kosmisia pölynäytteitä kerätään myös valtavien jäämassojen pintaesiintymiltä ( Antarktis ja arktinen alue ) ja syvänmeren kerrostumilta.

Toinen kosmisen pölyn lähde ovat meteoriitit , jotka sisältävät tähtipölyä. Tähtipölyhiukkaset ovat kovia, tulenkestäviä materiaalikappaleita, jotka tunnistetaan niiden isotooppisesta koostumuksesta ja jotka voivat olla vain kehittyvissä tähdissä ennen niiden pääsyä tähtienväliseen väliaineeseen . Nämä hiukkaset tiivistyivät tähtiaineesta sen jäähtyessä poistuessaan tähdestä.

Automaattisia planeettojen välisiä asemia käytetään kosmisten pölyhiukkasten keräämiseen planeettojen välisessä avaruudessa . Pölyilmaisimia on käytetty asemissa, kuten HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo ja Cassini , LDEF , EURECA ja Gorid near-Earth -satelliitit . Jotkut tutkijat ovat käyttäneet Voyager 1 :tä ja Voyager 2 :ta eräänlaisena jättiläismäisenä Langmuir-luotaimena . Pölyilmaisimia on tällä hetkellä asennettu Ulysses- , PROBA- , , Stardust- ja New Horizons -avaruusaluksiin . Sekä maan päällä että avaruudessa kerätyt kosmiset pölynäytteet säilytetään erityisissä varastoissa. Yksi näistä sijaitsee NASAn Lyndon Johnson Centerissä Houstonissa .

Suuret nopeudet (luokkaa 10-40 km/s) vaikeuttavat kosmisten pölyhiukkasten talteenottoa. Siksi kehitetään kosmisia pölynilmaisimia mittaamaan suuren nopeuden hiukkasiskuihin liittyviä parametreja ja määrittämään hiukkasten fysikaaliset ominaisuudet (tyypillisesti massa ja nopeus ) laboratoriokalibroinnin avulla . Näiden lisäksi pölynilmaisimet mittasivat myös sellaisia ​​ominaisuuksia kuin iskuvalon välähdys, akustinen signaali ja iskuionisaatio. Stardustin pölyntunnistin pystyi vangitsemaan ehjät pölyhiukkaset matalatiheyksiseen aerogeeliin .

Hyvä tilaisuus tutkia kosmista pölyä on infrapunaspektrin havainnot, erityisesti NASAn Spitzer Space Telescope, suurin Maan kiertoradalla toimiva infrapunateleskooppi. Spitzer sai tehtävänsä aikana kuvia ja spektrejä avaruusobjektien lähettämästä lämpösäteilystä välillä 3-180 mikrometriä. Suurin osa tästä infrapunasäteilystä jää Maan ilmakehän loukkuun, eikä sitä voida havaita maapallolta. Spitzer-tietojen sarjaa analysoitaessa saatiin todisteita siitä, että kosmista pölyä muodostuu supermassiivisen mustan aukon lähellä [18] .

Toinen kosmisen pölyn havaitsemismekanismi on polarimetria . Koska hiukkaset eivät ole pallomaisia ​​ja pyrkivät suoristamaan tähtienvälisiä magneettikenttiä , ne polarisoivat pölypilvien läpi kulkevien tähtien valon. Tähtienvälisen avaruuden läheisillä alueilla korkean tarkkuuden optista polarimetriaa käytettiin pölyn rakenteen määrittämiseen paikallisessa kuplassa (galaksimme Orion-varren sisällä oleva harvinaisen kuuman kaasun alue ) [19] .

Vuonna 2019 tutkijat löysivät Etelämantereelta tähtienvälistä pölyä, jonka uskotaan olevan peräisin paikallisesta tähtienvälisestä pilvestä . Tähtienvälisen pölyn esiintyminen Etelämantereella paljastettiin mittaamalla radionuklidit 60 Fe ja 53 Mn käyttämällä erittäin herkkää massaspektrometriaa [20] .

Sähkömagneettiset ominaisuudet

Kosmiset pölyhiukkaset ovat vuorovaikutuksessa sähkömagneettisen säteilyn kanssa , kun taas heijastuneen säteilyn luonne riippuu hiukkasten ominaisuuksista, kuten koosta, poikkileikkauksesta, rakenteesta, taitekerroksista , sähkömagneettisen säteilyn aallonpituudesta jne. Kosmisen pölysäteilyn ominaisuuksien avulla on mahdollista ymmärtää, onko absorptio tapahtuu , säteilyn sirontaa tai polarisaatiota .

Säteilyn sironta ja vaimennus ("tummuminen") antaa hyödyllistä tietoa pölyhiukkasten koosta. Jos esimerkiksi jokin kosminen esine tietyllä alueella näyttää kirkkaammalta kuin toisella, voimme tehdä johtopäätöksen hiukkasten koosta.

Pölyhiukkasista tuleva valon sironta pitkän valotuksen valokuvissa näkyy selvästi heijastussumuissa (tähden valaisemat kaasu- ja pölypilvet) ja antaa käsityksen yksittäisten hiukkasten optisista ominaisuuksista. Tutkimukset tähtienvälisen pölyn aiheuttamasta röntgensäteiden sironnasta viittaavat siihen, että tähtitieteellisissä röntgenlähteissä on pölyn vuoksi hajaantuneita haloja [22] .

Jotkut muut ominaisuudet

Kosminen pöly koostuu mikrohiukkasista, jotka voivat sulautua suuremmiksi, epäsäännöllisen muotoisiksi fragmenteiksi, joiden huokoisuus vaihtelee suuresti. Hiukkasten koostumus, koko ja muut ominaisuudet riippuvat niiden sijainnista, ja vastaavasti pölyhiukkasten koostumuksen analyysi voi osoittaa niiden alkuperän. Tähtienvälinen pöly, pölyhiukkaset tähtienvälisissä pilvissä ja tähtien ympärillä oleva pöly ovat ominaisuuksiltaan erilaisia. Esimerkiksi tiheiden tähtienvälisten pilvien pölyhiukkasilla on usein jäinen "vaippa" ja ne ovat keskimäärin suurempia kuin harvinaisen tähtienvälisen väliaineen pölyhiukkaset. Planeettojenväliset pölyhiukkaset ovat yleensä vielä suurempia.

Suurin osa Maan pinnalle asettuvasta avaruusaineesta on meteoroideja, joiden halkaisija on 50-500 mikrometriä ja keskimääräinen tiheys 2,0 g/cm 3 (huokoisuus noin 40 %). Maan stratosfäärissä vangittujen planeettojen välisten pölyhiukkasten tiheys vaihtelee 1-3 g/cm 3 ja keskimääräinen arvo noin 2,0 g /cm 3 [23] .

CO :n , piikarbidin , silikaattien , polysyklisten aromaattisten hiilivetyjen , jään ja polyformaldehydin molekyylejä on löydetty tähtienvälisestä pölystä (on myös näyttöä silikaatti- ja hiilihiukkasten läsnäolosta tähtienvälisessä väliaineessa). Komeettapöly on yleensä erilaista kuin asteroidipöly . Asteroidipöly muistuttaa hiilipitoisia kondriittimeteoriitteja . Komeettapöly on koostumukseltaan samanlainen kuin tähtienväliset hiukkaset, jotka voivat sisältää silikaatteja, polysyklisiä aromaattisia hiilivetyjä ja jäätä .

Stardust

Termi "tähtipöly" tarkoittaa tulenkestäviä pölyhiukkasia, jotka muodostuivat prototähtien esineiden sinkoamista kaasuista pilveen, josta aurinkokunta muodostui [24] . Tähtipölyhiukkasia (kutsutaan meteoriitissa myös esisolaarisiksi rakeiksi [25] ) löytyy meteoriiteista. Tähtipöly on ollut pölyn komponentti tähtienvälisessä väliaineessa aurinkokunnan muodostumisen alusta lähtien , yli neljä miljardia vuotta sitten, ennen kuin se on päässyt meteoriittien koostumukseen. Niin kutsutut hiilipitoiset kondriitit ovat rikkaimpia tähtipölyn lähteitä.

Laboratoriotutkimusten perusteella on tunnistettu suuri määrä erilaisia ​​tähtipölytyyppejä. On mahdollista, että nämä tulenkestävät hiukkaset on aiemmin päällystetty haihtuvilla yhdisteillä, jotka häviävät, kun meteoriitti liukenee happoihin , jolloin jäljelle jää vain liukenemattomia tulenkestäviä mineraaleja. Tähtipölyn etsiminen liuottamatta suurinta osaa meteoriitista on erittäin aikaa vievä prosessi.

Tutkimukset eri kemiallisten alkuaineiden isotooppien pitoisuuksista tähtipölyssä ovat tehneet mahdolliseksi löytää monia uusia nukleosynteesin näkökohtia [26] . Tähtipölyn tärkeitä ominaisuuksia ovat sellaiset ominaisuudet kuin kovuus, sulamattomuus ja jälkien esiintyminen korkeassa lämpötilassa. Hiukkasten yleisiä komponentteja ovat piikarbidi , grafiitti , alumiinioksidi , spinelli ja muut kiinteät aineet, jotka tiivistyvät korkeissa lämpötiloissa tähtituulen tai supernovalaajenemisen aiheuttamasta jäähdytyskaasusta . Tähtipöly on koostumukseltaan hyvin erilaista hiukkasista, jotka muodostuvat alhaisissa lämpötiloissa tähtienvälisessä väliaineessa.

Tähtien pölyn isotooppikoostumusta ei näytä olevan tähtienvälisessä väliaineessa, mikä osoittaa, että tähtipöly tiivistyy yksittäisten tähtien kaasusta ennen kuin tähtiperäiset isotoopit sekoittuvat tähtienväliseen väliaineeseen. Näin alkuperäiset tähdet voidaan tunnistaa. Esimerkiksi piikarbidihiukkasten (SiC) raskaat alkuaineet ovat käytännössä puhtaita s - prosessin isotooppeja , mikä vastaa niiden kondensoitumista asymptoottisen haaran punaisiin jättiläisiin , koska tämän haaran tähdet ovat pääasiallinen nukleosynteesin ja niiden ilmakehän lähde. ovat havaintojen mukaan erittäin rikastuneet s - prosessissa syntyvillä nuklideilla .

Toinen esimerkki on niin sanotut supernovakondensaatit, joista englanninkielisessä kirjallisuudessa käytetään lyhennettä SUNOCON (sanasta SUperNOva CONdensate [27] ), jotta ne voidaan erottaa toisesta tähtien ilmakehässä tiivistyneestä tähtipölystä. Supernova-kondensaatit sisältävät epätavallisen paljon 44 Ca -isotooppia [28] , mikä viittaa niiden kondensoitumiseen ilmakehässä, joka sisältää suuren määrän radioaktiivista 44 Ti -isotooppia , jonka puoliintumisaika on 65 vuotta. Siten 44 Ti:n radioaktiivista ydintä olivat vielä "elossa" kondensaation aikana supernovan laajenevan sisäosan sisällä, mutta niistä tuli sukupuuttoon radionuklideja (erityisesti 44 Ca) sen ajan jälkeen, joka tarvittiin sekoittumiseen tähtienvälisen kaasun kanssa. Tämä löytö vahvisti vuonna 1975 tehdyn ennusteen [29] , jonka mukaan supernovakondensaatit voidaan tunnistaa tällä tavalla. Piikarbidin pitoisuus supernovakondensaatin tähtipölyssä on vain 1 % asymptoottisen jättimäisen haaran tähtipölyn piikarbidin pitoisuudesta.

Tähtipöly (sekä supernovakondensaatit että asymptoottinen jättiläismäinen tähtipöly ) on vain pieni osa kosmista pölyä - alle 0,1 % kaiken tähtienvälisen kiinteän aineen massasta, mutta tähtipölyn tutkimukset ovat erittäin mielenkiintoisia, erityisesti tähtien evoluutio ja nukleosynteesi .

Tähtipölyn tutkiminen mahdollistaa ennen Maan muodostumista olemassa olleiden aineiden analysoinnin [30] , mitä pidettiin aikoinaan mahdottomina, varsinkin 1970-luvulla, jolloin vallitsi näkemys, että aurinkokunta alkoi kuuman kaasun pilvenä [ 30] . 31] , jossa ei ollut korkeassa lämpötilassa haihtunutta kiinteitä hiukkasia. Tähtipölyn olemassaolo mahdollisti tämän hypoteesin kumoamisen.

Pölyn muodostuminen

Suurilla pölyhiukkasilla näyttää olevan monimutkainen rakenne, mukaan lukien tulenkestävät ytimet, jotka tiivistyvät tähtien ulostyöntöjen sisällä, ja kerroksia muodostuu niiden saapuessa kylmiin, tiheisiin tähtienvälisiin pilviin. Pilvien ulkopuolella olevien hiukkasten syklisen kasvun ja tuhoutumisen tietokonemallinnus on osoittanut, että tällaiset ytimet elävät paljon pidempään kuin pölymassa kokonaisuudessaan [32] [33] . Nämä ytimet sisältävät pääasiassa piihiukkasia, jotka tiivistyvät viileiden happirikkaiden punaisten jättiläisten ilmakehässä, ja hiilihiukkasia, jotka tiivistyvät viileiden hiilitähtien ilmakehässä . Punaiset jättiläiset, jotka ovat kehittyneet tai poistuneet pääsekvenssistä ja päässeet jättitähtivaiheeseen , ovat pääasiallinen tulenkestävän pölyhiukkasten ytimien lähde. Näitä tulenkestäviä ytimiä kutsutaan myös "tähtipölyksi" (katso yllä oleva osa), termi pienelle määrälle kosmista pölyä, joka tiivistyy tähtien kaasuvirtoihin aikana, jolloin viimeiset tähdet ovat loppuneet. Muutama prosentti pölyhiukkasten tulenkestävistä ytimistä tiivistyy supernovien laajeneviin sisätiloihin, jotka ovat eräänlaisia ​​avaruuden puristuskammioita. Meteoriitiikassa meteoriiteista erotettua tulenkestävää tähtipölyä kutsutaan usein "presolariseksi pölyksi", mutta meteoriitit sisältävät vain pienen osan kaikesta esiaurinkopölystä . Tähtipöly tiivistyy tähtien sisällä laadullisesti erilaisissa olosuhteissa kuin suurin osa kosmisesta pölystä, joka muodostuu galaksin tummissa molekyylipilvissa . Nämä molekyylipilvet ovat erittäin kylmiä, tyypillisesti alle 50 K, joten monet jäätyypit voivat tiivistyä vain pölyhiukkasten päälle, kun ne tuhoutuvat tai hajoavat säteilyn ja sublimoinnin vaikutuksesta kaasumaiseen tilaan. Aurinkokunnan muodostumisen jälkeen monet tähtienväliset pölyhiukkaset kokivat lisämuutoksia fuusioiden ja kemiallisten reaktioiden seurauksena planeetan akkretiolevyssä. Erilaisten hiukkasten historiaa aurinkokunnan muodostumisen alkuvaiheessa on toistaiseksi tutkittu melko heikosti.

Tiedetään, että kosmista pölyä muodostuu myöhäisen evoluution tähtien kuoriin tietyistä havaittavista rakenteista. Infrapunasäteily , jonka aallonpituus on 9,7 mikronia, on merkki piipölystä viileissä kehittyneissä happirikkaissa jättiläistähteissä. Emissio 11,5 µm:ssä osoittaa piikarbidipölyn läsnäolon. Tämä antaa aihetta väittää, että pienet piipölyhiukkaset ovat peräisin näiden tähtien ulkokuorista [34] [35] .

Olosuhteet tähtienvälisessä avaruudessa eivät yleensä suosi pölyhiukkasten piiytimien muodostumista, joten se vie kauan, jos se on mahdollista. Laskelmat osoittavat, että kun otetaan huomioon havaittu pölyhiukkasen tyypillinen halkaisija ja tähtienvälisen kaasun lämpötila, tähtienvälisten hiukkasten muodostuminen saattaa vaatia aikaa, joka ylittää maailmankaikkeuden iän [36] . Toisaalta voidaan nähdä, että pölyhiukkasia muodostui suhteellisen äskettäin naapuritähtien välittömässä läheisyydessä, uusien ja supernovien sinkoutumisissa sekä R corona R -tyypin muuttuvissa tähdissä , jotka ilmeisesti sinetöivät erillisiä pilviä. sisältää sekä kaasua että pölyä. Siten tähdet menettävät massaa siellä, missä pölyhiukkasten tulenkestävät ytimet muodostuvat.

Suurin osa aurinkokunnan kosmisesta pölystä on pölyä, joka on käynyt läpi useita muunnoksia aurinkokunnan "rakennuksen" alkuperäisestä materiaalista, joka myöhemmin keskittyi planetesimaaleihin , ja jäljelle jääneestä kiinteästä aineesta ( komeetat ja asteroidit ), jotka ovat muuttuneet aurinkokunnan "rakennuksen" aikana. näiden ruumiiden törmäykset. Aurinkokunnan muodostumisen historiassa yleisin alkuaine oli (ja on edelleen) vety  - H 2 . Kemialliset alkuaineet, kuten magnesium , pii ja rauta , jotka ovat maanpäällisten planeettojen pääkomponentteja , tiivistyvät kiinteään faasiin planeettakiekon korkeimmissa lämpötiloissa. Jotkut molekyylit , kuten CO, N2 , NH3 ja vapaa happi , olivat kaasumaisessa muodossa. Jotkut alkuaineet ja yhdisteet, kuten grafiitti (C) ja piikarbidi, kondensoituvat kiinteiksi hiukkasiksi planeettakiekossa; mutta meteoriiteista löydetyt hiili- ja piikarbidihiukkaset ovat isotooppisen koostumuksensa perusteella esiaurinkoisia eivätkä ilmaantuneet planeettakiekon muodostumisen aikana. Jotkut molekyylit muodostivat monimutkaisia ​​orgaanisia yhdisteitä, kun taas toiset molekyylit muodostivat jäisiä jäälevyjä, jotka voisivat peittää pölyhiukkasten "tulenkestävät" (Mg, Si, Fe) ytimet. Tähtipöly on poikkeus yleisestä trendistä, koska se tiivistyy tähtien sisällä muodostaen tulenkestäviä kiteisiä mineraaleja. Grafiitin kondensaatiota tapahtuu supernovan sisällä niiden laajentuessa ja jäähtyessä, ja tätä tapahtuu jopa kaasussa, joka sisältää enemmän happea kuin hiiltä [37] . Hiilen vastaavat kemialliset ominaisuudet ovat mahdollisia supernovien radioaktiivisessa ympäristössä. Tämä esimerkki pölyn muodostumisesta ansaitsee erityisen huomion [38] .

Molekyyliprekursoreiden planeettakiekkojen muodostuminen määräytyi suurelta osin aurinkosumun lämpötilasta. Koska aurinkosumun lämpötila laski etäisyyden myötä muodostuvasta Auringosta, on mahdollista määrittää pölyhiukkasen alkuperä sen koostumuksen perusteella. Joitakin pölyhiukkasmateriaaleja voitiin saada vain korkeissa lämpötiloissa, kun taas toisia materiaaleja paljon alhaisemmissa lämpötiloissa. Usein yksittäinen pölyhiukkanen sisältää komponentteja, jotka ovat muodostuneet eri paikoissa ja eri aikoina aurinkosumussa. Suurin osa alkuperäisessä aurinkosumussa olevasta aineesta on sittemmin kadonnut (kertynyt Aurinkoon, paennut tähtienväliseen avaruuteen tai tullut osaksi planeettoja, asteroideja tai komeettoja).

Suuren muunnosasteensa vuoksi planeettojen väliset pölyhiukkaset ovat hienojakoisia seoksia, jotka koostuvat tuhansista miljoonista mineraalihiukkasista ja amorfisista komponenteista . On mahdollista kuvata tällainen hiukkanen "matriisina" materiaalista, jossa on "upotettuja" elementtejä, jotka muodostuivat eri aikoina ja eri paikoissa aurinkosumussa sekä ennen sen muodostumista. Esimerkkejä kosmiseen pölyyn "upoutuneista" alkuaineista ovat lasihiukkaset, joissa on metallia ja sulfideja , kondruleja ja CAI .

Aurinkosumusta Maahan

Planetologit luokittelevat kondriittihiukkaset niiden sisältämän raudan hapetusasteen mukaan: enstatiitti (E), tavallinen (O) ja hiilipitoinen (C). Kuten nimestä voi päätellä, hiilipitoisissa kondriiteissa on runsaasti hiiltä, ​​ja monilla niistä on poikkeavuuksia vedyn , typen , hiilen ja hapen isotooppien määrässä . Hiilipitoisten kondriittien ohella on kosmisen pölyn hiukkasia, jotka sisältävät alhaisimman kondensaatiolämpötilan ("haihtuvia" alkuaineita) ja suurimman määrän orgaanisia yhdisteitä. Oletetaan, että nämä pölyhiukkaset muodostuivat aurinkokunnan muodostumisen alkuvaiheessa. "Haihtuvat" elementit eivät olleet yli 500 K lämpötiloissa, joten planeettojen välisten pölyhiukkasten "matriisi" koostuu jostain hyvin "varhaisesta" materiaalista. Tämä skenaario pätee komeetapölyn tapauksessa [39] . Hienon jakeen, joka on tähtipölyä (katso edellä), alkuperä on täysin erilainen; nämä ovat tähtien sisällä muodostuneita tulenkestäviä mineraaleja, joista tulee tähtienvälisen aineen komponentteja ja jotka jäävät muodostuvaan planeettalevyyn. Auringonpurkausten aiheuttama ionivirta jättää jälkiä hiukkasiin. Hiukkasen pintaan vaikuttavat aurinkotuulen ionit synnyttävät amorfista säteilyä, jota hiukkasen pinnalla olevat kiekot muuttavat muotoaan, ja galaktiset ja auringon kosmiset säteet synnyttävät spallogeenisiä ytimiä. Pölyhiukkasella, joka on peräisin Kuiperin vyöhykkeeltä 40 tähtitieteellisen yksikön päässä Auringosta, on paljon suurempi polkutiheys ja suurempi integroitu säteilyannos kuin pääasteroidivyöhykkeeltä peräisin olevilla pölyhiukkasilla.

Vuonna 2012 tehdyt tietokonesimulaatiot osoittivat, että elämän syntymiselle välttämättömät monimutkaiset orgaaniset molekyylit ( maanulkoiset orgaaniset molekyylit ) ovat saattaneet muodostua protoplanetaarisessa kiekossa aurinkoa ympäröivistä pölyhiukkasista ennen Maan muodostumista [40] . Samanlaisia ​​prosesseja voi tapahtua muiden tähtien ympärillä, joilla on planeettajärjestelmä [40] .

Syyskuussa 2012 NASAn tutkijat raportoivat, että tähtienvälisille ympäristöille altistuneet polysykliset aromaattiset hiilivedyt (PAH) muuttuvat monimutkaisemmiksi orgaanisiksi yhdisteiksi hydrauksen , hapetuksen ja hydroksylaation kautta - "askel matkalla kohti aminohappoja ja nukleotidit, proteiinien raaka -aineet ja DNA , vastaavasti” [41] [42] . Lisäksi näiden muutosten seurauksena PAH-yhdisteet menettävät spektroskooppiset ominaisuutensa , mikä voi olla yksi syy PAH-yhdisteiden havaitsemisen puutteelle tähtienvälisissä jäähiukkasissa, erityisesti kylmien, tiheiden pilvien ulkoalueilla tai molekyylin yläosassa. protoplanetaaristen levyjen kerrokset" [41] [42] .

Helmikuussa 2014 NASA ilmoitti päivityksen tietokantaan [43] [44] polysyklisten aromaattisten hiilivetyjen havaitsemiseen ja seurantaan universumissa. NASAn virkamiesten mukaan yli 20 % maailmankaikkeuden hiilestä voi liittyä PAH-yhdisteisiin, mahdollisiin elämän muodostumisen lähtöaineisiin [44] . Ilmeisesti PAH:t muodostuivat pian alkuräjähdyksen jälkeen [45] [46] [47] ja liittyvät uusiin tähtiin ja eksoplaneettoihin [44] .

Maaliskuussa 2015 NASA:n virkamiehet raportoivat, että ensimmäistä kertaa laboratoriossa mahdollisimman lähellä ulkoavaruutta olevissa olosuhteissa syntetisoitiin DNA:n ja RNA :n monimutkaisia ​​orgaanisia yhdisteitä , mukaan lukien urasiili , sytosiini ja tymiini , käyttämällä lähtökemikaaleja, kuten pyrimidiiniä , jota löydettiin meteoriitit.. Tutkijoiden mukaan pyrimidiini, maailmankaikkeuden hiilirikkain kemikaali, on saattanut muodostua punaisissa jättiläisissä tai tähtienvälisissä pöly- ja kaasupilvissa [48] .

Pölypilviä maailmankaikkeudessa

Aurinkokunnassa, kuten muissakin planeettajärjestelmissä, on oma planeettojenvälinen pölypilvi . Universumissa on erilaisia ​​kaasu- ja pölysumuja, joilla on erilaiset fysikaaliset ominaisuudet ja prosessit: diffuusisumut , infrapunaheijastussumut , supernovajäännökset , molekyylipilvet , HII-alueet , valodissosiaatioalueet [ en ja tummat sumut .

Erot näiden tyyppisten sumujen välillä ovat niiden lähettämän säteilyn luonteessa. Esimerkiksi H II -alueet, kuten Orionin sumu , jossa tähtien muodostuminen on voimakasta, on luonnehdittu lämpöemissiosumuiksi. Toisaalta supernovajäännöksille, kuten rapu-sumulle , on ominaista ei-terminen ( synkrotronisäteily ).

Jotkut tunnetuimmista pölysumuista ovat Messierin luettelon hajasumut , kuten M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Pölyesineistä on myös suurempia luetteloita, Sharpless Catalog (1959). Linds-luettelo HII-alueista (1965) Linds-luettelo kirkkaista sumuista (1962), van den Bergin tummien sumujen luettelo (1966) Vihreä heijastussumujen luettelo (1988) NASA National Space Science Data Center (NSDC) -luettelo [50] ja CDS Verkkoluettelot [51] .

Pölynäytteiden toimitus

7. helmikuuta 1999 Stardust , automaattinen planeettojen välinen asema, käynnistettiin osana NASA :n Discovery -ohjelmaa, jonka tarkoituksena on tutkia komeetta 81P/Wild ja kerätä kosmisia pölynäytteitä . Stardust toi pölynäytteitä takaisin Maahan 15. tammikuuta 2006. Keväällä 2014 ilmoitettiin tähtienvälisten pölyhiukkasten talteenotosta näytteistä [52] .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Kolme valokaistaa . Haettu 4. huhtikuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 4. huhtikuuta 2016.
  2. ↑ 60 tonnia kosmista pölyä putoaa maan päälle joka päivä , suosittu tiede . Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2017. Haettu 8. joulukuuta 2016.
  3. ↑ Herbert A. Zook. Kosmisen pölyvuon avaruusalusten mittaukset  //  Maan ulkopuolisen aineen kertyminen läpi maapallon historian / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. - Springer USA, 2001-01-01. - s. 75-92 . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. kesäkuuta 2018.
  4. ↑ "Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel" Arkistoitu 16. elokuuta 2017 Wayback Machinessa Gregory L. Matloff , Less Johnson, helmikuu, 2005
  5. ↑ Chow, Denise Discovery: Kosminen pöly sisältää orgaanista ainetta tähdistä . Space.com (26. lokakuuta 2011). Käyttöpäivä: 26. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 1. helmikuuta 2016.
  6. ↑ ScienceDaily Staff. Tähtitieteilijät havaitsevat monimutkaisen orgaanisen aineen olemassaolon kaikkialla universumissa . ScienceDaily (26. lokakuuta 2011). Haettu 27. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2015.
  7. ↑ Kwok, Sun; Zhang, Yong. Sekalaiset aromaattiset ja alifaattiset orgaaniset nanopartikkelit tunnistamattomien infrapunasäteilyominaisuuksien kantajina  (englanniksi)  // Nature  : Journal. - 2011. - 26. lokakuuta ( nide 479 , nro 7371 ). - s. 80-3 . - doi : 10.1038/luonto10542 . — . — PMID 22031328 .
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William. Stardust löytää potentiaalisia tähtienvälisen avaruuden hiukkasia . NASA (14. elokuuta 2014). Haettu 14. elokuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 26. syyskuuta 2015.
  9. ↑ Dunn, Marcia . Avaruudesta palautetut pilkut voivat olla ulkomaalaisia ​​vierailijoita , AP News  (14. elokuuta 2014). Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2014. Haettu 14. elokuuta 2014.
  10. ↑ Käsi, Eric. Seitsemän tähtienvälisen pölyn jyvää paljastaa salaisuutensa   // Science News :lehti. - 2014 - 14 elokuuta.
  11. ↑ Westphal, Andrew J. et ai. Todisteet Stardust-avaruusaluksen keräämän seitsemän pölyhiukkasen tähtienvälisestä alkuperästä  (englanniksi)  // Science  : Journal. - 2014. - 15. elokuuta ( nide 345 ). - s. 786-791 . - doi : 10.1126/tiede.1252496 . - . — PMID 25124433 .
  12. ↑ Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteoriitti ja meteoroidi: uudet kattavat määritelmät   // Meteoritics & Planetary Science : päiväkirja. - 2010. - tammikuu ( osa 45 , nro 1 ) - s. 114-122 .
  13. ↑ Planckin observatorion uudet tiedot sulkevat BICEP2-tulosten liian optimistisen tulkinnan . Haettu 1. lokakuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 2. lokakuuta 2014.
  14. ↑ Starkey, Natalie . Talosi on täynnä avaruuspölyä – se paljastaa aurinkokunnan tarinan , Space.com  (22. marraskuuta 2013). Arkistoitu alkuperäisestä 22. helmikuuta 2014. Haettu 16. helmikuuta 2014.
  15. ↑ Eberhard Grün. Planeettojenvälinen pöly . - Berliini: Springer, 2001. - ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. ↑ Atkins, Nancy (maaliskuu 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth , Universe Today , < http://www.universetoday.com/94392/getting-a-handle-on-how-much-cosmic- dust-hits-earth/#ixzz2j9WbyxMT > Arkistoitu 4. marraskuuta 2019 Wayback Machinessa 
  17. ↑ Royal Astronomical Society, lehdistötiedote (maaliskuu 2012), CODITA: Maan pyyhkäisemän kosmisen pölyn mittaaminen (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012 toim.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester. ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html > Arkistoitu 20. syyskuuta 2013 Wayback Machinessa 
  18. ↑ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S.C.; Hines, DC; Bouwman, J. Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum and Periclase in PG 2112+059  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Voi. 668 , no. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/523104 . - . - arXiv : 0710.2225 .
  19. ↑ Cotton, DV et al. Eteläisten kirkkaiden tähtien lineaarinen polarisaatio mitattuna miljoonasosien tasolla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2016. - tammikuu ( nide 455 , nro 2 ). - P. 1607-1628 . - doi : 10.1093/mnras/stv2185 . - . - arXiv : 1509.07221 . arXiv Arkistoitu 24. lokakuuta 2019 Wayback Machinessa
  20. ↑ Koll D. et ai. Tähtienvälinen 60 Fe Antarktiksella  //  Physical Review Letters. - 2019. - Vol. 123 . — P. 072701 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. ↑ Hehkuva suihku nuorelta tähdeltä . Arkistoitu 12. marraskuuta 2020. Haettu 19. helmikuuta 2013.
  22. ↑ Smith RK, Edgar RJ, Shafer RA GX 13+1:n röntgensädekehä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Voi. 581 , no. 1 . - s. 562-569 . - doi : 10.1086/344151 . - . - arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. ↑ Love SG, Joswiak DJ, Brownlee DE Stratosfäärin mikrometeoriittien  tiheydet  // Icarus . - Elsevier , 1992. - Voi. 111 , ei. 1 . - s. 227-236 . - doi : 10.1006/icar.1994.1142 . - .
  24. ↑ Clayton DD Precondensed Matter: Avain varhaiseen aurinkokuntaan  //  Kuu ja planeetat. — Voi. 19 , iss. 2 . - s. 109-137 . - doi : 10.1007/BF00896983 . - .
  25. ↑ Zinner E. Tähtien nukleosynteesi ja primitiivisten meteoriittien premolaaristen rakeiden isotooppikoostumus  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  . - Annual Reviews , 1998. - Voi. 26 . - s. 147-188 . - doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . - .
  26. ↑ Clayton DD, Nittler LR  Astrophysics with Presolar Stardust  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - 2004. - Voi. 42 , nro. 1 . - s. 39-78 . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . - .
  27. ↑ D.D. Clayton, Moon and Planets 19, 109 (1978)
  28. ↑ Nittler LR, Amari S., Zinner E., Woosley SE Extinct 44 Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1996. - Voi. 462 . - P.L31-34 . - doi : 10.1086/310021 . - .
  29. ↑ Clayton DD 22 Na, Ne-E, Kuolleet radioaktiiviset poikkeavuudet ja tukematon 40 Ar  //  Luonto: lehti. - 1975. - Voi. 257 , nro. 5521 . - s. 36-37 . - doi : 10.1038/257036b0 . - .
  30. ↑ Clayton DD Maata vanhempia planeettoja   // Tiede . - 2000. - Voi. 288 , no. 5466 . - s. 619 . - doi : 10.1126/tiede.288.5466.617f .
  31. ↑ Grossman L. Kondensaatio primitiivisessä aurinkosumussa   // Geochim . Cosmochim. Acta : päiväkirja. - 1972. - Voi. 36 , ei. 5 . - s. 597-619 . - doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . - .
  32. ↑ Liffman K., Clayton DD . Tulenkestävän tähtienvälisen pölyn stokastiset historiat  //  Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference : Journal. - 1988. - Voi. 18 . - s. 637-657 . - .
  33. ↑ Liffman K., Clayton DD Tulenkestävän tähtienvälisen pölyn stokastinen kehitys kaksivaiheisen tähtienvälisen väliaineen kemiallisen evoluution aikana  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1989. - Voi. 340 . - s. 853-868 . - doi : 10.1086/167440 . - .
  34. ↑ Humphreys RM, Strecker DW, Ney EP Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Voi. 172 . - s. 75 . - doi : 10.1086/151329 . - .
  35. ↑ Evans 1994, s. 164-167
  36. ↑ Evans 1994, s. 147-148
  37. ↑ Clayton DD, Liu W., Dalgarno A. Hiilen kondensaatio radioaktiivisessa supernovakaasussa  //  Science : Journal. - 1999. - Voi. 283 , no. 5406 . - s. 1290-1292 . - doi : 10.1126/tiede.283.5406.1290 . - .
  38. ↑ Clayton DD Uusi tähtitiede radioaktiivisuudella: radiogeeninen hiilikemia  //  New Astronomy Reviews : Journal. - 2011. - Vol. 55 , nro. 5-6 . - s. 155-165 . - doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — .
  39. ↑ Gruen, Eberhard (1999). Aurinkokunnan tietosanakirja – planeettojenvälinen pöly ja eläinradan pilvi . s. XX.
  40. ↑ 1 2 Moskowitz, Clara Lifen rakennuspalikat ovat saattaneet muodostua pölyyn Young Sunin ympärille. Space.com (29. maaliskuuta 2012). Haettu 30. maaliskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2012.
  41. ↑ 1 2 Henkilökuntaa. NASA valmistaa jäisiä orgaanisia aineksia jäljittelemään elämän alkuperää . Space.com (20. syyskuuta 2012). Haettu 22. syyskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 25. kesäkuuta 2015.
  42. ↑ 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. Säteilyn aiheuttaman orgaanisten aineiden prosessoinnin in situ luotaus astrofysikaalisissa jääanalogeissa – uudet laserdesorptiolaser-ionisaatiolennon massaspektroskooppiset tutkimukset  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2012. - 1. syyskuuta ( nide 756 ). - P.L24 . - doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — .
  43. ↑ NASA Amesin PAH IR -spektroskooppinen tietokanta . www.astrochem.org . Haettu 24. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2015.
  44. ↑ 1 2 3 Hoover, Rachel Tarvitseeko orgaanisten nanohiukkasten jäljittää universumissa? NASA:lla on sovellus sitä varten . NASA (21. helmikuuta 2014). Haettu 22. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 6. syyskuuta 2015.
  45. ↑ Carey, Bjorn Lifen rakennuspalikat "Abundant in Space" . Space.com (18. lokakuuta 2005). Haettu 3. maaliskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2019.
  46. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Muutokset 6,2 μm:n tähtienvälisen emission huipun sijainnissa: N:n merkkiaine tähtienvälisessä polysyklisessä aromaattisessa hiilivetypopulaatiossa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - 10. lokakuuta ( nide 632 , nro 1 ). - s. 316-332 . - doi : 10.1086/432495 . - .
  47. ↑ Allamandola, Louis. Kemiallisen monimutkaisuuden kosminen jakautuminen (linkki ei saatavilla) . NASA (13. huhtikuuta 2011). Käyttöpäivä: 3. maaliskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2014. 
  48. ↑ Marlaire, Ruth NASA Ames toistaa elämän rakennuspalikoita laboratoriossa . NASA (3. maaliskuuta 2015). Käyttöpäivä: 5. maaliskuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2015.
  49. ↑ Messier-luettelo . Haettu 6. heinäkuuta 2005. Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 1996.
  50. ↑ Tervetuloa NSSDCA:han . nssdc.gsfc.nasa.gov . Haettu 24. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 27. lokakuuta 2019.
  51. ↑ VizieR- malli:Kissannimi . Haettu 17. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2005.
  52. ↑ Stardust Interstellar Dust Particles (linkki ei ole käytettävissä) . JSC, NASA (13. maaliskuuta 2014). Haettu 22. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2007. 

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat